Spectre du Soleil en Haute Résolution

Pour préparer la journée Soleil à Montalivet du 21 Juin 2018, voici une vidéo du spectre du Soleil en haute résolution avec le spectrographe Lhires III et le réseau de 2400tt/mm. La fente utilisée est celle de 19µm.

Ce dispositif optique permet d'observer le spectre en haute résolution mais que sur une partie du spectre (taille définie par la taille du capteur CCD/CMOS) mais typiquement dans les 110 à 200 Angstroms. Avec la vis micrométrique on fait dérouler le spectre puis on sélectionne la partie sur laquelle on peut travailler.

L'étendue spectrale va de 4000 Angstroms (bleu) à 7000 Angstroms (rouge) (on peut aller plus loin de part et d'autre avec un capteur numérique).

Ce qui est génial, c'est qu'à la place du capteur numérique, on peut monter un oculaire (32mm c'est parfait) et visualiser directement le spectre à l'oeil !! C'est magnifique, on voit la décomposition de la lumière sillonnée de raies noires et toutes les couleurs sont superbes à regarder. (voir photo).

Spectre du Soleil en Haute Résolution :

film soleil

Historique (Raies de Fraunhofer Wikipedia) : (10 Angstroms (A) = 1 nanomètre (nm)

En 1802, le chimiste anglais William Hyde Wollaston est le premier à observer un certain nombre de bandes noires dans le spectre solaire et suppose alors que ces traits noirs séparent les couleurs du spectre du Soleil. Les cinq traits noirs délimitent à son avis les quatre « couleurs solaires », deux autres lignes plus faiblement visibles, ayant été aussi observées. À la suite de cette découverte, concomitante à celle du doublet du sodium précédemment observé par hasard par Thomas Melvill en 1752, le physicien allemand Joseph von Fraunhofer observe en 1814 ces mêmes extinctions dans le spectre lors d'observations de la lumière du soleil.

Au premier abord, à des fins de définition de longueurs d'onde de référence, il détermine huit raies qu'il indexe de A à H et deux supplémentaires notées a et b. Puis il répertorie au total 574 lignes comprises entre les précédentes B et H et publie ses résultats en 1817. Dans une nouvelle publication de 1821, il donne les mesures de longueurs d'onde de ces raies, qu'il a estimé à l'aide d'un réseau de diffraction très fin en transmission formé de fils également espacés.

Néanmoins Fraunhofer ne se borne pas à l'observation du Soleil et va aussi effectuer ses expériences sur le spectre de Vénus et Sirius. Si les raies semblent similaires pour la planète, il distingue trois extinctions larges sur le spectre de Sirius. En réitérant ses examens des spectres d'étoiles, il déclare que les spectres des étoiles sont en bien des points semblables mais que certaines raies varient.

Une première approche de l'origine du phénomène est réalisée en 1849 par Léon Foucault. La correspondance entre le doublet du sodium et une des extinctions dans le spectre avait déjà été établie par Fraunhofer, afin de la vérifier, Foucault fait passer un faisceau lumineux solaire par une lampe à arc au sodium et constate que l'extinction est encore plus visible à cette longueur d'onde ; la même raie noire apparaissant lorsque la lumière d'un charbon brûlant passée par la même lampe à arc est analysée.

C'est en 1859 que Gustav Kirchhoff fait l'observation fondamentale en sus de celles de Foucault, que la source doit être plus chaude que la flamme ou lampe qui absorbe. De ces expériences, il tire sa loi du rayonnement, ainsi que la conclusion que les raies noires de Fraunhofer correspondent à des éléments chimiques présents dans les couches supérieures du Soleil. Par la suite, nombre de scientifiques, physiciens et chimistes, en Europe cherchent à découvrir les différentes associations de chaque élément chimique avec une série de raies spectrales. En 1859, Julius Plücker identifie la raie F à la raie d'émission de l'hydrogène β et la raie C à l'hydrogène α ; de 1861 à 1863, Robert Bunsen et Kirchhoff identifient des raies de Fraunhofer avec le spectre de flamme de trente éléments différents et permettent ainsi de conclure que l'atmosphère du Soleil, en plus de contenir de l'hydrogène comme démontré par Plücker, contient aussi pléthore d'autres éléments chimiques.

Henry Augustus Rowland, vers 1890, enrichit le catalogue des raies de Fraunhofer, en en répertoriant à peu près 15 000, avec photos et longueurs d'onde mesurées à l'appui, de 300 nm à 6 500 nm.

On connait dans les années 1990, environ 26 000 raies, et la notation alphabétique utilisées par Fraunhofer est encore utilisée pour l'identification des raies du Soleil et d'autres astres.

Pour terminer :

Une vidéo

NASA SDO - Fiery Looping Rain on the Sun

Explication: Est-ce qu'il pleut sur le soleil?
Oui, mais ce n'est pas de l'eau qui tombe sur le Soleil, mais du plasma extrêmement chaud. Un exemple s'est produit à la mi-juillet 2012 après une éruption sur le Soleil qui a produit à la fois une éjection de masse coronale et une éruption solaire modérée. Ce qui était plus inhabituel, cependant, était ce qui s'est passé ensuite. Le plasma dans la couronne solaire voisine a été imagé refroid et en retombant, un phénomène connu sous le nom de pluie coronale. Parce qu'ils sont chargés électriquement, les électrons, les protons et les ions sous la pluie ont été gracieusement canalisés le long des boucles magnétiques existantes près de la surface du Soleil, ce qui fait apparaître la scène comme une chute d'eau surréelle tridimensionnelle surréaliste. Le spectacle étonnamment qui en résulte est montré dans la lumière ultraviolette et souligne la matière qui brille à une température d'environ 50 000 Kelvin. Chaque seconde dans la vidéo prend environ 6 minutes en temps réel, de sorte que toute la séquence de pluie coronale a duré environ 10 heures. Des observations récentes ont confirmé que cette pluie coronale peut également se produire dans de plus petites boucles d'une durée de 30 heures.